A Two-month, Galaxy-targeted NIR Follow-up of the Sub-solar-mass Gravitational Wave Candidate S251112cm: Probing Electromagnetic Counterpart Scenarios

Resumen Técnico: Un seguimiento en el infrarrojo cercano de dos meses, dirigido a galaxias, del candidato de ondas gravitacionales de masa subsolar S251112cm

Problema y Motivación
La detección del candidato de ondas gravitacionales (GW) S251112cm, caracterizado por una alta probabilidad ($P_{\text{HasSSM}} = 100\%$) de que al menos uno de sus componentes sea de masa subsolar ($m \lesssim 1 M_\odot$), presenta un desafío único para el seguimiento electromagnético (EM). A diferencia de las fusiones estándar de estrellas de neutrones binarias (BNS), los contrapartes EM de las fusiones de masa subsolar (SSM) están predichas teóricamente pero no han sido confirmadas. Canales de formación específicos, como la fragmentación del disco de colapsar, predicen firmas de emisión distintivas: un escenario de "kilonova dentro de una supernova" (KN-in-SN) que produce un exceso en el infrarrojo cercano (NIR) tardío durante semanas o meses, o una "super-kilonova" (super-KN) con un pico más rojo y de mayor duración. Los esfuerzos de seguimiento previos para candidatos SSM (por ejemplo, S250818k) y para el propio S251112cm fueron predominantemente ópticos y limitados a líneas de base cortas (días tras el activador), dejando sin constreñir la fase de emisión NIR tardía predicha. Este trabajo aborda la necesidad de un monitoreo profundo en el NIR de línea de base larga para probar estos escenarios teóricos específicos.

Metodología
Los autores llevaron a cabo una campaña de monitoreo dirigida en la banda J ($\lambda_{\text{eff}} \approx 1.25 \, \mu\text{m}$) utilizando la cámara de campo amplio UKIRT (WFCAM) durante aproximadamente dos meses (13 de noviembre de 2025 – 17 de enero de 2026).

• Selección de Objetivos: Debido al amplio volumen de localización de GW ($\sim 1681 \, \text{deg}^2$), se consideró ineficiente una búsqueda ciega. En su lugar, el equipo priorizó 59 candidatas a galaxias anfitrionas extraídas del catálogo de galaxias de ondas gravitacionales de NED. La priorización se basó en una métrica de clasificación que combina la probabilidad de localización 3D ($P_{3D}$) y la luminosidad WISE W1 ($L_{W1}$) como un proxy de la masa estelar, asumiendo que las tasas de fusión SSM siguen la masa estelar de manera similar a los sistemas BNS/NSBH.
• Observaciones: La campaña alcanzó una profundidad típica de 5$\sigma$ de $J \sim 22\text{--}23$ mag (AB). Las observaciones se realizaron con una cadencia de varios días, con mayor frecuencia en la fase inicial.
• Procesamiento de Datos: Se utilizaron canales de reducción estándar, seguidos de sustracción de imágenes mediante HOTPANTS. Para garantizar la robustez contra la contaminación de transitorios en las imágenes de referencia, se realizó una verificación cruzada de fuerza bruta con múltiples referencias.
• Marco de Análisis: El estudio empleó un marco de "peso de anfitrión" (host-weighted). Las restricciones no se reclamaron como exclusiones de todo el evento, sino que se cuantificaron como probabilidades condicionales: "si la fuente se encuentra dentro del subconjunto monitoreado, ¿qué fracción del espacio de parámetros queda excluido?". Esto implicó comparar las no detecciones contra:
  1. Una rejilla de modelos de kilonova canónica (R. T. Wollaeger et al. 2021) que abarca diversas masas de eyecta dinámica y de viento.
  2. Plantillas empíricas: una supernova de Tipo Ic-BL (SN 2007I) y la curva de luz de la kilonova AT 2017gfo (incluyendo variantes de tiempo desplazado hasta $\Delta t \sim 60$ días).

Resultados Clave

• No detección: La imagen de diferencia no reveló ningún contraparte transitorio convincente asociado con los 59 anfitriones monitoreados.
• Cobertura: Los 59 anfitriones monitoreados representan el 7.7% del prior acumulado ponderado ($P_{3D} \times L_{W1}$). En consecuencia, todas las restricciones son condicionales a que la fuente de GW resida dentro de este subconjunto específico.
• Restricciones de Modelos:
  • Kilonovas Canónicas: Las configuraciones brillantes con altas masas de eyecta dinámica y de viento están fuertemente desfavorecidas dentro del subconjunto monitoreado. Sin embargo, las configuraciones menos luminosas siguen siendo permisibles.
  • Comparación de Plantillas: A la distancia de S251112cm (93 Mpc), tanto una plantilla de SN de Tipo Ic-BL como una plantilla de KN tipo AT 2017gfo (incluyendo variantes retrasadas hasta 60 días) habrían permanecido por encima de la profundidad de detección mediana durante múltiples épocas. Su no detección sugiere que, si existe un contraparte en los anfitriones monitoreados, es intrínsecamente más tenue que estos puntos de referencia o está retrasada más allá de la línea de base de la campaña.
  • Dependencia de la Época: El poder de restricción es fuertemente dependiente del tiempo. Las restricciones más fuertes sobre los modelos de KN canónica fueron proporcionadas por los anfitriones observados dentro de $\sim 0.25\text{--}7$ días tras el activador. Las observaciones de la fase tardía contribuyeron menos a excluir los modelos canónicos, pero fueron necesarias para sondear el exceso de NIR tardío predicho específicamente por los escenarios de KN-in-SN.

Significancia y Reclamaciones
El artículo posiciona este trabajo como el primer estudio de caso empírico de seguimiento en el NIR de línea de base larga y profunda para un candidato de fusión de masa subsolar.

• Validación del Marco: Demuestra un marco de peso de anfitrión aplicable a futuras campañas dirigidas a galaxias, permitiendo la cuantificación del espacio de parámetros excluido incluso cuando la cobertura total del cielo es imposible.
• Implicaciones Físicas: Los resultados no descartan todos los escenarios SSM. La no detección es consistente con varias interpretaciones:
  1. La fuente de GW reside fuera del 7.7% de los anfitriones monitoreados.
  2. El contraparte es intrínsecamente más tenue que los modelos de referencia (por ejemplo, una KN de baja masa de eyecta).
  3. La emisión está retrasada más allá de la línea de base de dos meses.
  4. El progenitor es un canal sin contraparte EM, como una fusión de agujeros negros primordiales (PBH).
  5. El contraparte es una KN-in-SN donde la eyecta de la SN reprocesa la emisión NIR, o la extinción por polvo suprime el flujo (aunque esto último requiere valores de extinción extremos).
• Recomendaciones Estratégicas: Los autores concluyen que el seguimiento futuro de SSM requiere una estrategia híbrida: observaciones profundas tempranas en el NIR para restringir la emisión de KN canónica, seguidas de un monitoreo de línea de base más larga para los escenarios de super-KN y KN-in-SN. También sugieren que la revisitación de archivos de datos de sondeos de todo el cielo continuos (por ejemplo, Pan-STARRS, ATLAS, Rubin/LSST, SPHEREx) es un complemento crítico y de acceso inmediato para extender la ventana de búsqueda de transitorios de evolución lenta.

El artículo mantiene un tono modesto, declarando explícitamente que las restricciones están limitadas por el anfitrión y que el supuesto de que la masa estelar traza a los progenitores SSM sigue siendo teóricamente no verificado. No pretende haber identificado la naturaleza de S251112cm, sino que establece los límites observacionales y el enfoque metodológico para probar hipótesis específicas de contrapartes EM.